Curso Básico de Astronomia

Una ciencia apasionante:
la Astronomía
En el Universo, tal como lo conocemos hasta ahora, existen miles de planetas, pero sólo en la Tierra hay constancia de que se haya desarrollado vida inteligente, a pesar de la semejanza entre los elementos que lo forman. La curiosidad humana ha desarrollado una ciencia denominada Astronomía, que estudia los cuerpos celestes que el cielo nos ofrece en un espectáculo sobrecogedor.
 En un lugar del Universo...
En el Universo existe multitud de cuerpos celestes que se sitúan y se mueven dentro de alguna de las innumerables galaxias que lo constituyen. Algunas de estas galaxias tienen formas irregulares, otras son elípticas y otras de forma espiral.
Las galaxias, formadas por millones de estrellas, están separadas por distancias tan enormes que se ha de recurrir a la medición en años luz, es decir, la distancia que la luz recorrería en un año, sabiendo que su velocidad es de 300.000 kilómetros por segundo. Estas distancias asombrosas son de cientos de miles de años luz.
En una de esas galaxias en forma de espiral, a dos tercios del centro de uno de sus brazos, se encuentra una estrella de tamaño medio, en torno a la cual giran, a distintas distancias, nueve planetas de diferentes tamaños y características. En el tercer planeta más próximo a esa estrella se han dado las condiciones para que se haya desarrollado vida, seres vivos capaces de reproducirse y de crear un sistema de vida inteligente: ese lugar es la Tierra.
Esa inteligencia provoca curiosidad, la cual ha llevado al hombre, desde tiempos remotos, a interesarse por cuanto le rodea en el propio planeta y fuera de él, en el Universo. Deseamos conocer cómo funciona el Cosmos, es decir, el Universo en su totalidad, sus orígenes, su evolución, su estructura, las leyes que lo rigen. De todo ello se hablará en las páginas que siguen.
La materia del Universo
El Universo está compuesto por partículas elementales: son los protones, neutrones, y electrones, que se reúnen para formar estructuras concretas, los átomos. Éstos son conocidos como elementos químicos que se combinan entre sí de muchas formas diferentes, constituyendo las moléculas. Todas las sustancias conocidas, desde las más simples a las más complejas, están formadas por moléculas.
¿Estamos solos?
Nuestro planeta es, hoy por hoy, el único que conocemos en el que se ha desarrollado la vida, pero dadas las semejanzas y la cantidad inmensa de estrellas y planetas que forman el Cosmos, el hombre no deja de interrogarse e interesarse por las posibilidades de vida en otros puntos del Universo, por otros mundos quizás habitados, aunque alejados del Sistema Solar. En la Vía Láctea, por ejemplo hay más de un millón de planetas semejantes a la Tierra.
Por diversas razones no hemos dejado nunca de elevar nuestra mirada hacia el firmamento. Desde los primeros pasos de la humanidad, los hombres han alzado su vista hacia la bóveda celeste. Maravillados por su esplendor e intrigados por sus secretos, llegó un tiempo en que pensaron que todo en la naturaleza era comprensible y se pusieron a buscar explicaciones lógicas y a investigar las leyes internas que la rigen.
En un proceso lento e ininterrumpido se han ido encontrando las respuestas que explican el paso del día a la noche, de la sucesión de las estaciones, del juego continuo de la Luna cambiando de lugar y forma visible desde la Tierra, del enigma cegador e imponente del Sol, del fenómeno extraordinario que se produce cada noche cuando miles de puntos luminosos dibujan en el firmamento, en un continuo y exacto movimiento escondido tras una sobrecogedora quietud, el mejor y más imaginativo de los espectáculos.
Al compendio de todos los estudios, análisis, verificaciones y certezas sobre el Universo le hemos llamado Astronomía. Es la ciencia que estudia los cuerpos exteriores a la atmósfera terrestre, sus posiciones relativas, sus movimientos, su estructura y su evolución. Tiene por ello una especial relación con otras ciencias como las matemáticas o la física, pero una diferencia metodológica importante: no es una ciencia empírica, es decir, no se puede experimentar en el laboratorio con una estrella o con un planeta. Así pues, es una ciencia que se basa exclusivamente en la observación.
Es una ciencia tan antigua como las civilizaciones, que avanza sin cesar en la medida en que los humanos son capaces de disponer de más y mejores técnicas para explorar y conocer el Cosmos. La Astronomía y la Cosmología como una parte de ella, seguirán dando respuesta en los tiempos venideros a muchas de las incógnitas que el hombre aún no ha podido desvelar.

Hacia una concepción
del Universo
 La Astronomía tiene una historia muy larga. Las estrellas han fascinado siempre al hombre, que desde tiempos remotos las ha estudiado para descubrir los misterios del Universo. Desde el antiguo Egipto hasta hoy día los progresos en el conocimiento del cielo han sido continuos y espectaculares. Hoy se abren nuevas e inusitadas posibilidades y perspectivas a los astrónomos.
 Los primeros pasos de la Astronomía
En el antiguo Egipto y en Babilonia la Astronomía alcanzó un gran desarrollo, orientado a la elaboración de calendarios y a la predicción de los ciclos en la agricultura.
En Grecia se formularon las primeras teorías sobre el origen y el funcionamiento del Cosmos. En el siglo VII a.C, Thales de Mileto plantea el firmamento como una bóveda de agua sobre la que flota una tierra lenticular; en el siglo V a.C, Filolao formula la idea de una tierra esférica, basándose en las observaciones del velamen de un barco que desaparece gradualmente en el horizonte marino a medida que se aleja. Aristarco de Samos, en el siglo III a. C, mide la distancia del Sol y propone el modelo heliocéntrico, no aceptado por sus sucesores, frente al modelo egocéntrico, que sitúa a la Tierra en el centro del Universo. Eratóstenes, en el siglo II a.C, mide con gran exactitud el tamaño de la Tierra, basándose en la observación – cuando el Sol está en su cenit el 21 de junio – de la sobra desviada que proyecta un palo clavado en el suelo de Alejandría, al norte de Egipto, y la perpendicularidad (ausencia de sombra) de los rayos de Sol en un pozo en Sy (la actual Assuán), 800 kilómetros más al sur; deduce de ello que la Tierra tiene forma esférica y calcula una circunferencia de 40.000 km y un radio de 6.366 km, lo que significa una importante aproximación a las medidas reales.
Ptolomeo, en el siglo II d.C, construye un modelo de movimiento que sitúa a la Tierra inmóvil en el centro del Universo, alrededor de la cual giran en círculos concéntricos la Luna, el Sol y los planetas, que, a su vez, recorren una pequeña circunferencia, con la que se explica su movimiento anómalo. Las estrellas formaban la esfera exterior.
Hacia el modelo heliocéntrico
Durante la Edad Media las únicas innovaciones fueron la invención de nuevos instrumentos de observación, desarrollados en su mayoría por la cultura árabe.
En los siglos XV-XVI, Nicolás Copérnico retomó el modelo heliocéntrico del Cosmos, en el que los planetas giran en órbitas circulares alrededor del Sol, excepto la Luna, que gira alrededor de la Tierra. Más adelante, Johannes Kepler, en los siglos XVI-XVII, describió el movimiento elíptico de los planetas alrededor del Sol. Paralelamente, Galileo Galilei, a finales del siglo XVI, construyó un telescopio con el que pudo observar el relieve de la Luna, las manchas solares y los cuatro satélites de Júpiter, demostrando que los astros no eran esferas de materia perfecta y que en el Cosmos podían haber varios centros de movimiento. La realidad del modelo heliocéntrico acabó por imponerse.
Las bases de la astronomía moderna
Isaac Newton formuló en 1687 la ley de la gravedad y verificó matemáticamente la teoría de Kepler sobre las órbitas elípticas, permitiendo calcular la órbita de cualquier planeta. Newton abrió las puertas a la concepción moderna del Universo. Simultáneamente, E. Halley descubrió el cometa que lleva su nombre, del que dedujo que su órbita alrededor del Sol tenía una duración de 76 años.
En 1781, W. Herschel descubrió Urano, séptimo planeta del Sol. A lo largo del siglo XIX se desarrollaron nuevas técnicas de observación, permitiendo obtener importantes descubrimientos. Pudo medirse, por vez primera, las distancias de algunas estrellas y se observaron los primeros asteroides. El astrónomo Leverrier dedujo la existencia del planeta Neptuno, estudiando las irregularidades de la órbita de Urano.
En 1971 el nuevo telescopio del Monte Wilson, permitió observar que las nebulosas eran galaxias exteriores a la nuestra.
Cada vez más cerca de las estrellas
Con este último descubrimiento se da un gran salto adelante en el conocimiento del Cosmos, formado por miles de galaxias que se alejan unas de otras constituyendo un Universo no estático sino en expansión. La escala del Universo aparece tan descomunal que parece superar incluso la imaginación. Los astros y las galaxias más próximas, que se encuentran a cientos de miles de años luz, están como a la vuelta de la esquina. Por ello, siempre surge la pregunta ¿dónde está el fin?
A lo largo del siglo XX, y especialmente en las últimas décadas, la Astronomía y, dentro de ella, la astrofísica, ha experimentado un avance sin precedentes, gracias a la aparición de nuevas técnicas de observación, como pueden ser la radioastronomía o los detectores electrónicos en la observación telescópica.
Mención aparte merece el gran desarrollo experimentado por la astronomía espacial, que permite el estudio in situ de los astros del sistema solar, mediante el envío de sondas espaciales, y también, gracias a los satélites artificiales, el de las radiaciones que desde nuestro planeta no pueden captarse debido a la acción de la atmósfera terrestre. La continuidad en estos avances es previsible que nos sitúe en el umbral de una nueva época para el conocimiento del Cosmos.
Qué es el Universo
Gracias al avance tecnológico, cada vez conocemos mejor el Universo. Sin embargo, todavía quedan muchas cuestiones sin respuesta, incógnitas que refieren a su origen y evolución.
Las distancias entre los cuerpos que ocupan el espacio – planetas, estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias, etc. – aumentan sin cesar y alcanzan cifras difíciles de retener; sin embargo, todas ellas están dentro de lo que conocemos como el Universo.
Debemos preguntarnos cuál es su origen, dónde están sus límites, si es que no es infinito, cómo evoluciona y cuál será su fin, en el supuesto de que lo tenga. Tales preguntas no tienen, hoy por hoy, todavía, una respuesta definitiva, a pesar del enorme progreso que la Astronomía ha experimentado en las últimas décadas.
Expansión del Universo
El Universo, aunque se han localizado quasares a más de 10.000 millones de años luz, no se extiende indefinidamente; es limitado, aunque todavía no se ha podido establecer dónde está ese límite. Se cree que es un espacio de tres dimensiones curvado, en el que las galaxias se alejan entre sí.
En 1929, el astrónomo Hubble descubrió que las galaxias que estaban a una distancia mensurable se alejaban continuamente, y comprobó que la velocidad con que lo hacían iba en ascenso. Actualmente, los astrónomos han fijado un aumento de velocidad de 50 km/s por cada tres millones de años luz que se aleja la galaxia. Este cálculo ha permitido deducir la velocidad y la distancia de las galaxias más alejadas, y afirmar que el Universo se está expandiendo. Cada punto se aleja de los demás, como se alejan los puntos dibujados sobre la superficie de un globo a medida que se va hinchando.
La comprobación de este fenómeno se hace a través del efecto Doppler. Este científico estableció que las ondas de cualquier tipo se comprimen – su longitud de onda es más corta – cuando la fuente que las provoca se acerca al receptor y, en cambio, se separan – la longitud de onda se hace más larga – cuando la fuente se está alejando. Al aplicar este principio al espectro que forman las ondas luminosas de las galaxias, se comprobó que sus líneas oscuras se desplazaban progresivamente hacia el rojo, alejándose del azul, lo cual es evidencia de su mayor alejamiento continuo. La medida en que se produce ese desplazamiento hacia el rojo permite calcular la velocidad de alejamiento de la galaxia.
Origen y evolución
Retrocediendo en el tiempo, parece que al ser menor el efecto de la expansión en el espacio todo tuvo que ser más denso que ahora, e incluso estar concentrado en un momento determinado en el que la expansión no hubiese comenzado. De hecho, los cosmólogos, que estudian el origen y evolución del Universo, han establecido, después de haber modificado la cifra al alza en varias ocasiones, que dicha expansión se inició hace unos 15.000 millones de años, aunque es difícil de precisar, porque no hay ninguna prueba de que el ritmo de expansión haya sido constante.
Una teoría, hoy desechada, es la del estado estacionario, que supone que el Universo ha existido y existirá siempre. Según ésta, el Universo estaría en estado de continua creación, de manera que cuando las estrellas y galaxias antiguas se mueren, serían reemplazadas por otras nuevas creadas a partir de la materia que surge de la nada. Esta teoría ha sido totalmente descartada.
Según la teoría del big-bang, todo debió suceder no a partir de un punto, sino de una masa sometida a una enorme explosión ocurrida en el tiempo cero que inició el espacio-tiempo. Todo se formó a partir de un átomo primigenio. En el tiempo cero toda la materia y energía del Universo se hallaban comprimidas en una masa gigantesca con un diámetro de sólo unos cuantos años luz. Esta masa inestable estalló en una fantástica explosión, tan enorme que sus fragmentos llegaron a transformarse en galaxias en todas direcciones, en un alejamiento que no se ha detenido y que se produce con distintas velocidades según el lugar que ocupaban en la masa originaria, que algunos astrónomos llaman el «huevo cósmico»
Otra teoría plantea la posibilidad de un universo cíclico u oscilante, es decir, de un universo en el que a la actual fase de expansión le seguiría una fase de contracción, en la que las galaxias se acercarían entre sí hasta unirse de nuevo, llegando a colapsarse y provocar después una gran explosión. Si esta teoría fuera correcta debería producirse una explosión cada 100.000 millones de años. La cuestión clave para que se produjera esta oscilación que hiciera que el Universo pasase por fases de expansión y contracción sería que hubiese en él bastante material, es decir, una densidad global suficientemente alta, como para conseguir, por su efecto gravitatorio, que se detuviese la expansión y se iniciase la contracción. La densidad crítica se sitúa en unos tres átomos de hidrógeno por cada metro cúbico, de manera que si está por debajo, la expansión no se detiene.
Las investigaciones futuras serán las que darán respuestas a las incógnitas que todavía se plantean sobre el origen del Universo.
Composición
Debemos preguntarnos, a continuación, de qué estaba compuesta la materia a partir de la cual comenzó el Universo. En la actualidad, el Universo parece estar compuesto de hidrógeno en un 90%, de helio en 9% y átomos más complejos en el 1% restante.
Con el paso progresivo del tiempo los átomos muy simples, como el hidrógeno, se fusionan, dando otros de mayor peso atómico, que a su vez también se fusionan y producen átomos más complejos dentro del núcleo de las estrellas; pero si miramos hacia atrás, la proporción de hidrógeno aumenta y la del helio disminuye, por lo que en el tiempo cero el Universo debió estar compuesto casi al 100% de hidrógeno comprimido hasta el límite: materia y energía eran más compactas.
El átomo de hidrógeno tiene dos partículas, un protón, de carga eléctrica positiva (+), y un electrón, de carga eléctrica negativa (-) Al sobrepasar cierta presión crítica sobre la mas de hidrógeno, electrones y protones se fusionan formando neutrones, sin carga eléctrica. El neutronio tendría una densidad de 1.000 billones de g/cm3, resultando mucho más denso que las estrellas enanas blancas, las más densas que se conocen.
En el momento del big-bang, esa masa primigenia compuesta por neutronio, se desintegraría con mucha virulencia en neutrones individuales, que rápidamente se descompusieron en protones y electrones, de manera que a los protones así formados puede considerárseles como núcleos de átomos de hidrógeno.
Algunos de estos protones, a medida que se fueron formando, chocarían de vez en cuando con los neutrones que aún quedaran libres, constituyendo progresivamente núcleos de una mayor complejidad, hasta formar el total de todos los elementos. Esto explicaría por qué actualmente decrece el número de átomos en el Universo, a medida que aumenta su complejidad.
Dadas las altísimas temperaturas, de hasta 4.000 millones de grados Kelvin (0 K son igual a 273 °C) que siguieron a la explosión, las reacciones nucleares se produjeron en pocos segundos. A partir de ahí, a medida que disminuía la temperatura, los diversos núcleos atraerían electrones y formarían átomos, que se aglomerarían en enormes volúmenes de gas que se irían alejando a gran velocidad, condensándose paulatinamente en estrellas y galaxias.
Sin embargo, de esta teoría sobre la composición de la materia en el momento del tiempo cero aún quedan puntos sin resolver, como es el estancamiento, al llegar al helio 4, que sufre el proceso de formación de los elementos que tienen átomos cada vez más complejos. La alternativa propuesta en la teoría formulada por Hoyle salva este obstáculo: el material originario estaría formado sólo por hidrógeno, mientras que los demás elementos se formarían en el interior de las estrellas, pasando a la materia interestelar por medio de las supernovas.
Antes del big-bang
A partir de la idea de una explosión en el tiempo cero como forma que da origen al Universo, surge la incógnita de qué había antes, de dónde vino la materia cósmica que explosionó.
Si la materia cósmica existía desde siempre, era lógicamente muy estable, y si lo era, cabe preguntarse de qué forma podía permanecer estable y por qué estalló en el tiempo cero.
Lo más fácil es concebir el Universo como un gas extremadamente disperso y muy rarificado, como el espacio vacío que hoy hay entre las galaxias, que se iría agrupando lentamente y contrayéndose. Al contraerse provocaría calentamiento y altas temperaturas, que acabarían por actuar, frenando la contracción que se estaría produciendo por efecto de la gravedad, pero sin conseguir evitar que la materia, por inercia, siguiera contrayéndose y superara el punto de equilibrio entre el efecto térmico que frena la contracción y la fuerza gravitatoria que la acelera. De esa manera la contracción de la materia sigue hasta tener un volumen mínimo que es la materia cósmica que existiría en el momento del big-bang o tiempo cero.

El espacio
y la gravedad

Desde la teoría de los cuatro elementos hasta la teoría de la gravedad, el hombre quiso saber por qué los planetas se mantenían en órbita y por qué no caían. Investigó también el movimiento de caída de los cuerpos, la velocidad y las características de la luz y los problemas del espacio y el tiempo en el Universo.

Cuando observamos la bóveda celeste y vemos multitud de cuerpos moviéndose en el espacio, nos preguntamos qué los sostiene.
Los elementos naturales de la antigüedad
Los clásicos creían que la Tierra era el centro del Universo y que en éste cada cuerpo ocupaba su lugar natural; por encima de la Tierra sólo había aire y más arriba las esferas que transportaban los astros. Toda la materia del Universo estaba compuesta por cuatro elementos: tierra, fuego, agua y aire. Cada sustancia se diferenciaba únicamente en la proporción que tenía de cada uno de ellos. El lugar natural del elemento tierra era el centro de la Tierra y, por tanto, del Universo, por lo cual todas las sustancias que lo contenían buscaban su lugar natural y eran así atraídas hacia la Tierra.
Algunos siglos más tarde, la aceptación de la teoría heliocéntrica puso en duda esta concepción: ¿por qué la Tierra había de ser el punto de atracción si no se hallaba en el centro del Universo?
El movimiento de los cuerpos
Los científicos del Renacimiento investigaron los movimientos de los cuerpos. Galileo preparó el camino que conduciría más adelante al descubrimiento de la ley de la gravitación universal, que explica por qué caen los cuerpos. Dos cuerpos de la misma materia pero de distinto peso, dejados libres a una cierta altura, llegan al suelo al mismo tiempo. No es fácil realizar este experimento, puesto que debe hacerse en un lugar donde se posible crear el vacío. En estas condiciones puede observarse que ambos caen a la misma velocidad, al margen de su peso, y que ésta, además, no es constante, sino que sufre una aceleración de 9,75 metros por segundo (como valor estándar) Galileo también estudió el origen del movimiento, rechazando la idea aristotélica de los movimientos natural y violento. Según Aristóteles, el movimiento de un cuerpo que cae hacia el centro de la Tierra o el de un astro que gira alrededor de su órbita es natural; sin embargo, el de un cuerpo que se desplaza horizontalmente sobre el suelo y que ha sido producido por alguien o algo es un movimiento violento. Este último se mantiene mientras dura el impulso que lo ha provocado, añadieron los hombres de la Edad Media. Galileo llegó a la conclusión de que cualquier velocidad conseguida se mantiene invariable mientras no se anulen las causa externas de aceleración o desaceleración.
Este principio, recogido por Newton, quedó formulado para cualquier tipo de movimiento: todo cuerpo se mantiene en estado de movimiento uniforme en línea recta o de inmovilidad, a menos que sea obligado a cambiar de estado por las fuerzas que se le apliquen. Esta ley del movimiento es la que gobierna el Universo.
Las leyes de Kepler
Posteriormente, Kepler demostró que las órbitas planetarias no eran circulares sino elípticas y formuló las siguientes leyes:
• Los planetas se mueven describiendo elipses, en uno de cuyos focos está el Sol.
• Las áreas barridas por los radiovectores que unen el Sol con un planeta, en tiempos iguales, son iguales, de lo que se deduce que a mayor proximidad de la órbita mayor velocidad.
• El cuadrado del período de revolución (T) de un planeta es proporcional al cubo del semieje mayor (D) de su órbita:

De las leyes de Kepler se deduce que los planetas más próximos al Sol se mueven a mayor velocidad que los más lejanos. También resuelven el curioso problema del movimiento aparente; en efecto, los planetas a veces parecen detenerse, e incluso iniciar un movimiento retrógrado en su desplazamiento este-oeste. Se trata de un simple efecto de perspectiva, debido a las posiciones relativas de la Tierra y los planetas contra el fondo fijo de las estrellas.
Las formulaciones de Kepler explicaban esa teórica fuerza que mantenía las rotaciones excéntricas en orden; sin embargo, todavía quedaba por saber de qué manera se ejercía esta fuerza.
La fuerza de gravitación universal

Fue Newton (1642-1727) quien descubrió el valor de esta fuerza, a la que llamó fuerza de gravitación universal, dado que operaba en todo el Universo. Comenzó con la observación del movimiento que realiza un cuerpo libre después de haberlo hecho girar sobre un punto fijo. Es fácil comprobar que sale disparado hacia el exterior.
Se creía ya que la gravedad era una fuerza «inversamente cuadrática», es decir, que entre dos cuerpos que se trasladan a una distancia doble de la que tenían anteriormente, su fuerza de atracción disminuye cuatro veces, o sea, su cuadrado; y así sucesivamente, puesto que, separados el triple disminuye nueve veces.
Newton, con el uso del cálculo infinitesimal, creado por él, como nueva rama de las matemáticas, pudo demostrar que esta teoría era correcta.
En definitiva, demostró que todos los cuerpos celestes se atraen con una fuerza que es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa y que Newton lo expresó mediante la conocida ecuación en la que F es la fuerza gravitatoria; G la constante de gravitación; M y m las masas, y d la distancia entre las masas.

La velocidad de la luz
En Astronomía, la velocidad de la luz es un dato crucial, pero la dificultad estriba en que se traslada con tanta rapidez que es muy difícil medirla. Cuando, por fin, se precisó este dato se plantearon numerosos problemas astronómicos, que sólo se lograron resolver con la futura formulación de la teoría de la relatividad.
Todos hemos experimentado situaciones en las que hemos podido comprobar que la luz se desplaza mucho más rápidamente que el sonido; en una tempestad, por ejemplo, vemos el relámpago segundos antes de que nos llegue el ruido del trueno.
Antes de que fuera calculada con exactitud, el astrónomo Römer, en el siglo XVIII, siguió un procedimiento astronómico para descifrarla, observando los intervalos crecientes y decrecientes que se producían entre los eclipses del satélite Io y el planeta Júpiter, explicables sólo por la combinación de las posiciones de conjunción y oposición con la Tierra. A pesar de que partió de unos datos deficientes, en cuanto se refiere a las distancias, obtuvo un resultado de 230.000 km/s, un cálculo bastante próximo a los 299.792 reales, obtenidos con posterioridad a partir de procedimientos y datos precisos.


La teoría ondulatoria
En el siglo XIX se difundió también la teoría ondulatoria de la luz. Se demostraba mediante un experimento muy sencillo, que consiste en encender una bombilla dentro de una caja a la que se le han realizado dos agujeros en uno de sus lados; sobre una superficie blanca dispuesta junto a los agujeros, podrán observarse, con el resto de las luces apagadas, dos manchas de luz que tienen unos círculos más oscuros en la zona donde se mezclan las dos manchas.
Este fenómeno se llama interferencia y sólo puede explicarse en términos de movimiento ondulatorio, lo cual significa que las ondas luminosas que salen por cada uno de los agujeros unas veces coinciden y otras están en discordancia, anulándose.
Entre las muchas conclusiones que se extrajeron de esta demostración, hubo una que afirmaba que las ondas tenían que trasladarse a través de alguna materia; como ya era conocido que en el espacio interestelar no había aire, se creyó que existía una sustancia indetectable que transportaba la luz, a la que se llamó éter.
La teoría de la relatividad
Einstein, siguiendo los estudios de otros físicos, llegó a la conclusión de que la masa de un cuerpo en movimiento tenía que aumentar con la velocidad, que su longitud tenía que disminuir en el sentido del movimiento, y que el tiempo tenía que dilatarse, transcurriendo más lentamente. El físico y matemático alemán pudo confirmar estas formulaciones, que demostraban el papel fundamental de la velocidad de la luz, obteniendo unos resultados que alteraban los de la física tradicional. Fue el inicio de la teoría de la relatividad.
El punto de partida era que en el Universo no hay ningún punto fijo, sino que todos están en movimiento; no hay, pues, ninguna medida ni velocidad absoluta, sino que todas dependen del observador que se está moviendo. Este planteamiento afectaba a las teorías del movimiento formuladas por Newton ya que éste se basó en magnitudes básicas que se pueden medir y permanecen fijas y absolutas, como la masa, la longitud y el tiempo.
Ahora se demostraba que eso no era así. Si no hay puntos fijos, no hay reposo absoluto y la forma en que quedan afectados los movimientos depende del punto de referencia.
Estos resultados que suponen la alteración de la masa, la longitud y el tiempo. Pueden parecer absurdos, porque no se manifiestan en los objetos con los que estamos en contacto cotidianamente, ya que en ellos estos valores son muy pequeños; pero sí que se manifiestan con la aceleración de partículas atómicas a velocidades como la de la luz.
Antes de la teoría de la relatividad el tiempo era considerado como una magnitud absoluta, que transcurría igual para todos los objetos, pero a partir de Einstein este concepto se modificó. Éste consideró que a las tres dimensiones del espacio geométrico debía añadirse la del tiempo y hablar desde ese momento del espacio-tiempo.
El espacio-tiempo
Einstein consideró que el espacio-tiempo era curvado y que esta curvatura aumentaba donde había mas, objetos. Esta curvatura es la que hace que los objetos en movimiento sigan caminos determinados: un planeta o un rayo de luz se desvían al pasar cerca de un cuerpo o masa, a causa de la curvatura del espacio que éste provoca. El rayo de luz emitido por las estrellas más próximas al Sol es desviado por éste, distorsionando la posición aparente de aquéllas.
Si las masas de los cuerpos y sus distancias relativas dependen de la velocidad, no hay manera de determinar si un cuerpo actúa bajo la influencia de la gravitación o si se está acelerando.
Según la teoría de la relatividad, la masa y la energía son intercambiables. Einstein lo expresó con la conocida ecuación E=mc2, que nos indica que se genera mucha energía por cada pequeña cantidad de masa (m) que desaparece, porque hay que multiplicarlo por el cuadrado del valor de la velocidad de la luz (c)
Esta obtención masiva de energía se produce en las explosiones atómicas, en las centrales nucleares y, sobre todo, en las estrellas del Universo
El cielo que vemos

La Tierra es como un inmenso observatorio desde el cual podemos contemplar el cielo estrellado durante las horas nocturnas. La bóveda celeste se desplaza con un movimiento retrógrado, en el que los astros vuelven a ocupar; cada 24 horas, el mismo lugar respecto al observador.

La bóveda celeste
Cuando el Sol desaparece por el horizonte y cae la noche, se comienzan a divisar las primeras estrellas en la región espacial opuesta a la del crepúsculo solar. Nos invade la sensación de estar rodeados por una inmensa cúpula, en la que cada astro es un punto diminuto. Todos los astros parecen estar a la misma distancia, pero esto es sólo una impresión, que se debe a que percibimos el cielo en dos dimensiones, no captamos la tercera la profundidad.
Los astros se mueven
Al observar el cielo de noche tenemos la impresión de que todo en él permanece inmóvil, pero se trata de otra falsa ilusión, fácilmente comprobable. Si fijamos nuestra atención en un astro sencillo de observar y tomamos un punto de referencia fijo, como un poste o un árbol, pasados unos minutos veremos que ha habido un desplazamiento. Si miramos en dirección oeste, nos parecerá que los untos luminosos descienden y que algunos llegan a desparecer tras el horizonte; si, en cambio, miramos hacia el este, nos parecerá que ascienden y que nuevos astros surgen del horizonte.
En una observación continuada, sin contemplamos los astros orientados al sur, tendremos la sensación de que éstos se desplazan en dirección oeste. En realidad, todos los astros que podemos ver describen cada uno un círculo más o menos grande alrededor de un punto denominado polo celeste, que coincide con la posición actual de la estrella Polar. Todos los astros inician su recorrido, es decir, «salen», por el este (levante) y lo terminan, es decir, se «ponen», por el oeste (poniente)
Nuestra posición, en una latitud media en el hemisferio norte, explica el por qué muchos astros tienen una trayectoria aparente inclinada. Si realizásemos la observación desde el Polo Norte, veríamos que describen un círculo alrededor de la estrella Polar, paralelamente al horizonte, sin «ponerse» nunca
Este movimiento de los astros en el sentido de las agujas de un reloj es conocido como movimiento retrógrado. Se debe a la circunvalación que la Tierra realiza sobre sí misma cada 24 horas en dirección oeste-este, sin perjuicio de que aquellos tengan movimiento propio.
Esto no significa que la estrella Polar permanezca absolutamente inmóvil, sino que gira haciendo un pequeño círculo alrededor de un punto ficticio, que es la prolongación del eje que pasa por el Polo Norte de la esfera terrestre.
Arriba y abajo en el Universo
En la observación del Universo no sirven las nociones espaciales de arriba y abajo, derecha e izquierda. En cualquier posición de su movimiento de rotación que se halle la Tierra, «abajo» es siempre la dirección hacia el centro de la Tierra y «arriba» es el espacio exterior.
El espacio exterior es todo lo que existe fuera de nosotros, de la Tierra. Este espacio está formado por un conjunto de galaxias, cada una de ellas formada a su vez por miles de estrellas. Con la ayuda de instrumentos e instalaciones que el hombre ha ido confeccionando – telescopios, observatorios, etc. – podemos observarlas. Además, la representación de la bóveda celeste en globos, planisferios, etc., muestra las posiciones relativas de los astros en el cielo.
La observación nocturna permite la contemplación de algunos de los planetas del sistema Solar al que pertenece la Tierra, así como numerosos astros que son en realidad soles exteriores a nuestro sistema Solar. Con la ayuda de potentes telescopios se pueden captar estrellas y galaxias exteriores, pero no se ha llegado a captar todavía el límite del horizonte perceptible del Universo, el cual parece retroceder a medida que aumenta la potencia de los instrumentos.
FORMACIÓN DE LOS ELEMENTOS
Durante las transformaciones químicas ordinarias, la fuerza eléctrica reordena los electrones de las capas más externas de los átomos (capas de valencia), mientras que en las reacciones nucleares, la interacción fuerte reorganiza los neutrones y protones en el núcleo atómico. La energía producida en estas reacciones es enorme, del orden de un millón de veces de la de una reacción química. Por eso una estrella que quema nuclear-mente el hidrogeno, como nuestro sol, contiene una reserva energética grande, lo que le permite una actividad de 10.000 millones de años. Se calcula que el sol posee una edad levemente superior a los 5.000 millones. Casi todos los elementos conocidos se han generado en el interior de las estrellas, pero para poder explicar mejor como se han producido es necesario desarrollar brevemente la evolución de la vida de una estrella: Cuando el gas y el polvo interestelares de una nebulosa se condensan, se forma una protoestrella que emite chorros de materia. Ésta continúa condensándose por gravitación al tiempo que se calienta. Cuando la temperatura del núcleo de la protoestrella llega a 10 millones de grados, se inician una serie de reacciones nucleares y nace así una estrella nueva. Más adelante, la corteza del astro sufre una expansión acompañada de calentamiento, lo que da lugar a la formación de una gigante roja, de diámetro entre 10 y 100 veces el del Sol. La evolución de la gigante roja depende de su masa. Si es inferior a 1,4 veces la del Sol, el astro es inestable, lanza las capas externas al espacio y crea una nebulosa planetaria. A continuación, la estrella se contrae de nuevo y se transforma en enana blanca, un astro del tamaño de la Tierra. Esta pequeña estrella se enfría y da lugar a una enana negra, que por su baja temperatura no brilla. Si la gigante roja es muy grande, produce hierro y otros elementos pesados, aumenta de tamaño y se transforma en supergigante. Después estalla y libera la materia en el espacio. Si estalla el astro completo, evoluciona hacia una supernova; si sólo estalla la parte externa, se forma una nova. Según su masa, la supernova engendra una estrella de neutrones, o un agujero negro si el núcleo del astro desintegrado tiene una masa suficientemente elevada. El número de estrellas visibles a simple vista desde la Tierra se ha calculado en un total de 8.000. En cualquier momento durante la noche, en ambos hemisferios sólo son visibles unas 2.000 estrellas. A las demás las ocultan la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo. Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea asciende a cientos de miles de millones. A su vez, la Vía Láctea sólo es una de los varios cientos de millones de galaxias visibles mediante los potentes telesco-pios modernos. Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados, producidos por nucleosíntesis.
CON MAS DETALLE
Una estrella, como ya se mencionó, comienza su ciclo como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción de este gas y el consiguiente aumento de temperatura continúa hasta que la temperatura interior de la estrella alcanza un valor de 15 millones de grados Kelvin. A estas temperaturas los átomos de hidrogeno han perdido sus electrones. Los protones desnudos, en su rapidísimo recorrido por el denso interior de la estrella, experimen-tan frecuentes y violentas colisiones. En las proximidades del centro estelar la temperatura y la densidad son máximas. Allí, a pesar de la mutua repulsión electrostática, los protones se juntan tanto, que intervienen las interacciones nucleares fuertes y débiles. En una serie de reacciones nucleares, los núcleos de hidrógeno (protones) se fusionan y dan núcleos de Deuterio6A (en primer lugar) y de Helio posteriormente, constituidos por dos protones y dos neutrones. Tras una dilatada y estacionaria etapa de fusión del hidrógeno, en la que el helio se va acumulando en la zona central, la estrella experimenta un cambio drástico. Esta zona central de la estrella se contrae y se calienta. La temperatura y la densidad del núcleo aumentan para que se mantenga el equilibrio de presiones. Entonces el corazón de la estrella mengua, las capas externas se hinchan hasta multiplicar por 50 su tamaño. Finalmente una estrella del tamaño de nuestro sol se transforma rápidamente en una gigante roja, fría y luminosa, en cuyo interior acontecen fenómenos muy interesantes. Con la contracción del núcleo estelar, el horno central gana densidad y calor. Las reacciones nucleares, hasta ese momento imposibles, se convierten en la principal fuente de energía y el helio acumulado durante la fusión del hidrogeno pasa a ser un combustible. Entonces la colisión de dos núcleos de helio origina inicialmente una forma de berilio muy inestable, constituida por 4 protones y 4 neutrones. Otro núcleo de helio choca con este blanco efímero y se crea un núcleo de carbono. La síntesis del carbono es una delicada coincidencia entre las energías del helio, el berilio inestable y el carbono resultante. El carbono y el oxigeno, este último formado por la colisión del carbono con un núcleo de helio, son los elementos fabricados en mayor cantidad por las estrellas. Pero estas frecuentes colisiones nucleares apenas generan significativas cantida-des de productos de fusión. El litio, berilio y el boro, cuyos núcleos son más ligeros que los del carbono, son también un millón de veces menos abundante que este. Esto nos muestra que las concentraciones de los elementos en el universo dependen de detalles, a veces, oscuros de la física nuclear. En una estrella con una masa superior a la solar, las cosas ocurren a una velocidad muy intensa y el final del astro es casi catastrófico. Para soportar el peso de las grandes capas externas la presión y temperatura del núcleo deben subir muchísimo. Por esto una estrella de 20 veces la masa solar, brilla 20.000 veces más que el mismo sol. La elevada temperatura en la zona central insta a una mayor diversidad de las reacciones nucleares. Una estrella solar solo fabrica carbono y oxigeno que quedan encerrados en el frío rescoldo de una enana blanca. Mientras que en el interior de una estrella de gran masa los núcleos del carbono se fusionan creando neón y magnesio. La fusión del oxígeno genera silicio y azufre, y la del silicio fabrica hierro. Las etapas intermedias de fusiones y desintegraciones radiactivas forman muchos elementos diferentes hasta llegar al hierro. El núcleo de hierro ocupa un lugar muy especial dentro de la física nuclear, y por ende, en la composición del universo. Es el núcleo más fuertemente ligado. En la fusión de núcleos ligeros se desprende energía, mientras que para fabricar un núcleo de mayor masa que el hierro es necesario aportar energía. Este hecho, comprobado diariamente en los laboratorios terrestres, es el causante de la muerte violenta de las estrellas. Una vez que la estrella ha fabricado una zona central de hierro, ya no tiene manera de generar energía a través de la fusión, entonces comienza a radiar energía a velocidades asombrosas consumiendo sus recursos más rápidamente del tiempo que necesita para reponerlos, colocándose al borde del desastre. Para la estrella el desastre toma forma de una explosión de nova o supernova, dependiendo del tamaño del astro. El núcleo estelar colapsa en un segundo convirtiéndose en una estrella de neutrones o un agujero negro. Al explotar portentosamente irradia durante unas cuantas semanas una luminosi-dad equivalente a la de mil millones de soles. Estas explosiones juegan un papel fundamental en el enriquecimiento químico del universo y por consiguiente en la aparición de la vida. A diferencia de las enanas blancas, en las cuales toda la materia formada queda en su interior, las supernovas esparcen las capas exteriores que aún no se han consumido. Expelen el helio formado por la fusión del hidrógeno y también arrojan el carbono, oxigeno, azufre y silicio. Pero además, durante esta explosión, la onda de choque va provocando la síntesis de nuevos elementos. El intenso calor desprendido desencadena reacciones nucleares que no podrían ocurrir en las combustiones estaciona-rias de las estrellas. Algunos de los productos de estas reacciones son radioactivos, aunque también se sintetizan otros más estables y más pesados que el hierro. Los neutrones bombardean los núcleos de hierro y lo transforman en núcleos de oro. El oro se transmuta en plomo y el bombardeo del plomo genera todos los elementos hasta llegar al uranio. En el cosmos escasean los elementos más allá del hierro en la tabla periódica. Así por cada 100.000 millones de átomos de hidrógeno hay uno de uranio. Todas estas etapas teóricas fueron confirmadas en 1987 cuando el telescopio espacial Hubble detectó la explosión de una supernova (SN 1987A) en la cercana nube de magallanes. Sanduleak -69º 202 que un año antes se había registrado como una estrella de 20 masas solares había desaparecido. De esta manera, al explotar las supernovas, dan orígenes a nuevos estrellas y planetas. Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán, por tanto, su vida con un surtido más rico de elementos más pesados que las anteriores generaciones de estrellas. En una galaxia espiral como la Vía Láctea, el gas se aloja en los brazos. La presencia de polvo en el gas dificulta las observaciones ópticas, ya que absorbe gran parte de la luz que la atraviesa, pero al proteger a los átomos de hidrógeno de la luz ultravioleta favorece la combinación en moléculas de H2 (hidrógeno molecular). En estos recónditos remansos de las galaxias se acumulan otras moléculas, de un superlativo interés para los bioquímicos y demás investigadores, como agua, monóxido de carbono y amoníaco. La variedad de moléculas es sorprendente y se han detectado más de 100 tipos diferentes. Tal es así que en mayo de 1994 Yanti Miao y Ji-Jehng Khan detectaron el aminoácido más sencillo, la glicina, en una nube donde se forman estrellas cerca del centro de nuestra galaxia, Sagitario B2. Por otra parte en 1993 se detectaron hidrocarburos (compuestos de carbono e hidrogeno) complejos en partículas microscó-picas originadas en el espacio interplanetario.
CONDICIONES PRIMITIVAS
A pesar de sus diferencias, los miembros del Sistema Solar forman probablemente una familia común; originados al mismo tiempo. El origen se remonta a algo menos de 5.000 millones de años, cuando una nube de gas se fragmentó en anillos que se condensaron formando los planetas. Las teorías actuales conectan la formación del Sistema Solar con la formación del Sol, ocurrida hace 4.700 millones de años. La fragmentación y el colapso gravitacional de una nube interestelar de gas y polvo, provocada quizá por las explosiones de una supernova cercana, puede haber conducido a la formación de una nebulosa solar primor-dial. El Sol se habría formado entonces en la región central, que es más densa. La tempe-ratura sería tan alta cerca del Sol que incluso los silicatos, relativamente densos, tendrían dificul-tad para formarse allí. Este fenómeno puede explicar la presencia cercana al Sol de un planeta como Mercurio, que tiene una envol-tura de silicatos pequeña y un núcleo de hierro denso mayor de lo usual. Es más fácil para el polvo y vapor de hierro aglutinarse cerca de la región central de una nebulosa solar que para los silicatos que son más ligeros. A grandes distancias del centro de la nebulosa solar, los gases se condensan en sólidos como los que se encuentran hoy en la parte externa de Júpiter. La evidencia de una posible explosión de supernova de formación previa aparece en forma de trazas de isótopos anómalos en las pequeñas inclusiones de algunos meteoritos. Esta asociación de la formación de planetas con la formación de estrellas sugiere que miles de millones de otras estrellas de nuestra galaxia también pueden tener planetas. La abundancia de estrellas múltiples y binarias, así como de grandes sistemas de satélites alrededor de Júpiter y Saturno, atestiguan la tendencia de las nubes de gas a desintegrarse fragmentándose en sistemas de cuerpos múltiples. Una de las teorías más aceptadas señala que nuestro planeta se habría formado por la aglutinación de polvo cósmico, que lentamente fue generando partículas, las que posteriormen-te se convirtieron en grava. Así la grava dio lugar a pequeñas y luego grandes bolas, y posteriormente a planetas diminutos, hasta llegar al tamaño de la luna. A medida que aumento el tamaño de estos planetesimales, disminuyo su número y por consecuencia la cantidad de colisiones por unidad de tiempo. Esto provocó que se tardara mucho en llegar a los tamaños actuales de los planetas. Según los cálculos del científico George Wetherill pudieron haber transcurrido 100 millones de años para que se formara un planeta del tamaño de la tierra de un antecesor de 10 kilómetros de diámetro. El proceso de acreción tuvo consecuen-cias térmicas muy importantes para la tierra, que han influido mucho en su evolución. Los grandes cuerpos que embistieron contra la superficie del planeta produjeron un inmenso calor en su interior, fundiendo el polvo cósmico que allí se encontraba. Nadie estuvo presente cuando se conformó la tierra, y por lo tanto seguimos especulando sobre un terreno teórico, si bien es cierto que muchas de las ideas sobre las cuales se cimienta esta teoría han encontrado sustento en restos fósiles y demás vestigios del pasado geológico de nuestro planeta. La suposición más razonable indica que la tierra se formó de los elementos más abundantes del universo, y estos son: hidró-geno y helio (los dos átomos más simples). Pero esto es verdadero, en cuanto a la formación de nuestro sol y estrellas, como ya hemos explicado, sin embargo no todos los planetas de nuestro sistema se han originado en función de estos elementos primordiales. Los astrónomos han calculado los números relativos de todos los átomos del universo, y si pudiéramos aislar una muestra suficientemente grande y perfectamente mez-clada, encontraríamos que por cada 4 millones de átomos de hidrogeno se encontrarían 310.000 átomos de helio, 2.150 de oxigeno, 660 de nitrógeno, 350 de carbono, 100 de silicio y solo uno de fósforo. Si ampliáramos esta muestra lo suficiente como para que aparezca un átomo de uranio, encontraríamos que existen 4 billones de átomos de hidrógeno. Entonces, volvemos a presuponer que al formarse los planetas debían estar compuestos principalmente por hidrógeno y helio, con muy pequeñas cantidades de otros elementos. En efecto los planetas exteriores del sistema solar como Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, mantienen estas composiciones. Pero no la tierra, ni los demás planetas interiores y relativamente pequeños (Marte, Venus y Mercurio). Donde el hidrógeno es bastante menos frecuente y el helio, casi inexistente. Entonces la pregunta es ¿Por qué razón estos planetas presentan esas diferencias con respecto a los más lejanos?. Y la respuesta no es muy complicada. En primer lugar los planetas interiores están más cerca del sol, como consecuencia y de acuerdo a lo visto en Cinética, los átomos y las moléculas que los componen tienen altas energías cinéticas, (en relación con los más alejados) con un movimiento caótico extremadamente acele-rado. Y durante el lento proceso de formación planetaria estuvieron sometidos a temperaturas mucho más elevadas que los externos. El hidrógeno y el helio, que son gases, solo pueden ser retenidos en un planeta a temperaturas muy bajas, o con una fuerza de gravedad muy notoria y ninguna de estas dos características eran cumplidas por los planetas internos en formación. En las zonas exteriores del sistema solar, donde las temperaturas eran más bajas, los átomos de hidrogeno y helio eran lo suficientemente pesados como para ser retenidos, y como resultado de la abundancia de estos materiales primordiales en condiciones de ser recogidos, los planetas alcanzaron gran-des masas, conformando gigantes planetas. Mientras que en el interior del sistema solar, los planetas tuvieron que utilizar elemen-tos mucho menos abundantes para formarse y consecuentemente por falta de materia prima se quedaron relativamente pequeños. Por nuestra parte, la tierra quedó finalmente conformada por una litosfera, compuesta sobre todo por la fría, rígida y rocosa corteza terrestre, se extiende a profun-didades de 100 km. El manto y el núcleo son el pesado interior de la Tierra y constituyen la mayor parte de su masa. Las rocas de la litosfera tienen una densidad media de 2,7 veces la del agua y se componen casi por completo de 11 elementos, que juntos forman el 99,5% de su masa. El más abundante es el oxígeno (46,60% del total), seguido por el silicio (27,72%), aluminio (8,13%), hierro (5,0%), calcio (3,63%), sodio (2,83%), potasio (2,59%), magnesio (2,09%) y titanio, hidrógeno y fósforo (totalizando menos del 1%). Otros elementos, por orden de abundancia, son: carbón, manganeso, azufre, bario, cloro, cromo, flúor, circonio, níquel, estroncio y vanadio. Los elementos están presentes en la litosfera casi por completo en forma de compuestos más que en su estado libre. La litosfera comprende dos capas (la corteza y el manto superior) que se dividen en unas doce placas tectónicas rígidas. La corteza misma se divide en dos partes. La corteza siálica o superior, de la que forman parte los continentes, está constituida por rocas cuya composición química media es similar a la del granito y cuya densidad relativa es de 2,7 y esta formada principalmente por silicio y aluminio. La corteza simática o inferior, que forma la base de las cuencas oceánicas, está compuesta por rocas ígneas más oscuras y más pesadas como el gabro y el basalto, con una densidad relativa media aproximada de 3, donde los principales elementos son el silicio y el magnesio. El manto se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 km. Su densidad, que aumenta con la profundi-dad, oscila de 3,3 a 6. El manto superior se compone de hierro y silicatos de magnesio como el olivino y la parte inferior de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio. La investigación sismológica ha demos-trado que el núcleo tiene una capa exterior de unos 2.225 Km. de grosor con una densidad re-lativa media de 10. Esta capa es probablemente rígida y los estudios demuestran que su superficie exterior tiene depresiones y picos, y estos últimos se forman donde surge la materia caliente. Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 Km, es sólido. Se cree que ambas capas del núcleo se componen en gran parte de hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo interior pueden llegar a los 6.650 °C y se considera que su densidad media es de 13.
FORMACIÓN DE LA ATMÓSFERA PRIMIGENE
Al conglomerarse el material sólido para formar la tierra, lo hizo en un vasto océano de gas. Esta tierra en formación no pudo ser capaz de retener tales gases por la fuerza de la gravedad. En primer lugar el hidrogeno, como ya mencionamos, predominaba sobre los gases. También se cree que había gases que no forman compuestos, sino que permanecen en estado gaseoso, como el helio, neón y argón. Pero a diferencia de estos últimos, el hidrógeno posee la capacidad de combinarse con otros elemen-tos y se puede dar por descontada la presencia de ciertos compuestos que contienen hidróg-eno. Naturalmente se trata de compuestos entre el hidrógeno y el resto de elementos más comunes, si descartamos el helio y neón que no se combinan, los elementos más frecuentes son oxígeno, nitrógeno y carbono. Y estos se encontraban en vapor de agua, amoníaco y metano. Al aumentar progresivamente de tamaño la tierra joven en formación, las partículas que se conglomeraban fueron más intensamente comprimidas por el campo gravitacional cada vez más intenso. El interior, se calentó cada vez más, de modo que los gases comenzaron a ser expulsados hacia la superfi-cie. Durante un largo período la actividad volcánica fue acentuada, pero como la masa de la tierra aún era poco significativa, los principales gases como el hidrógeno no pudieron ser retenidos para formar una atmósfera. En contraposición grandes cantidades de vapor de agua pudieron permanecer en la atmósfera, al igual que mucho amoníaco y casi todo el metano. Por lo tanto y según lo señalan muchas teorías, la atmósfera primitiva de la tierra debió estar formada principalmente por estos tres compuestos. Casualmente las atmósferas de los planetas exteriores son muy parecidas a esta, si prescindimos de las grandes cantidades de hidrogeno y helio que poseen. Pero de la composición de la atmósfera primitiva a la actual no se llegó de un solo paso, se considera al menos una etapa intermedia. El copioso ingreso de luz solar, puede haber producido la ruptura de moléculas de vapor de agua, en un proceso llamado fotodisociación, a través del cual los fotones del campo electromagnético de la luz solar, chocan contra las moléculas de vapor de agua y si la energía del choque es lo suficientemente fuerte, los enlaces covalentes que unen a los dos hidrógenos y el oxígeno se rompen. Entonces el hidrogeno no puede ser retenido por el campo gravitacional de la tierra y se pierde en el espacio. El oxígeno es retenido por la atmósfera y se combina con los otros componentes, con el metano para formar dióxido de carbono y agua. Se combina con el amoníaco para formar nitrógeno molecular y agua, etc. De esta manera los científicos han hipotetizado la formación de una segunda atmósfera, intermedia, la cual aparentemente también se generó en Marte y Venus, donde la atmósfera está compuesta en forma casi exclusiva por dióxido de carbono y nitrógeno. A su vez, esto también concuerda con que en los planetas mas alejados el proceso se dé en forma mucho más lenta, sobre todo si tenemos en cuenta que llega mucho menos luz solar y sus atmósferas son extremadamente grandes. Pero esta tampoco es la atmósfera actual de nuestro planeta, ¿cómo se llegó a la composición química de hoy día?. La respuesta a esta pregunta se encuentra fundada en la aparición de los primeros sistemas vivos, los cuales a través de diferentes procesos fotosin-téticos, comenzaron a liberar grandes cantida-des de oxigeno a la atmósfera. Fuese cual fuese el lugar en que surgió la vida, es seguro que los primeros seres vivos eran bacterias anaerobias, es decir, capaces de vivir en ausencia de oxígeno, pues este gas no se encontraba todavía en la atmósfera primit-iva. De inmediato comenzó la evolución y la aparición de bacterias distintas, capaces de realizar la fotosíntesis. Esta nueva función permitía a tales bacterias fijar el dióxido de carbono abundante en la atmósfera y liberar oxígeno. Pero éste no se quedaba en la atmósfera, pues era absorbido por las rocas ricas en hierro. Hace 2.000 millones de años, cuando se oxidó todo el hierro de las rocas, el oxígeno pudo empezar a acumularse en la atmósfera. Su concentración fue aumentando y el presente en las capas altas de la atmósfera se transformó en ozono, el cual tiene la propiedad de filtrar los rayos ultravioleta nocivos para los seres vivos actuales. A partir de ese momento se asiste a una verdadera explosión de vida. Los primeros organismos eucariotas aparecieron hace unos 1.500 millones de años y los primeros pluricelulares hace unos 670 millones. Cuando la capa de ozono alcanzó un espesor suficiente, los animales y vegetales pudieron abandonar la protección que proporcionaba el medio acuático y colonizar la tierra firme. Otro enigma es el de la naturaleza química de las moléculas biológicas. Todas las moléculas, sean las que sean, presentan, según la disposición de los átomos que las constitu-yen, formas distintas llamadas isómeros, que son simétricas entre sí (como la mano derecha es simétrica de la izquierda). Las moléculas no biológicas están formadas por mezclas de isómeros 'derechos' (dextrógiros) e 'izquierdos' (levógiros) en proporciones iguales. Por el contrario, las moléculas biológicas, y en particular los aminoácidos que forman las proteínas, tienen la particularidad de ser todas levógiras. ¿Cómo ha podido la vida, que ha surgido de moléculas minerales, eliminar uno de los isómeros y primar el otro? Ninguna hipótesis explica este fenómeno de manera satisfactoria. Es concebible la existencia de vida en otros sistemas solares, a modo de estructuras complejas autoreproductoras, aunque no tengan por qué ser ácidos nucleicos, ni siquiera compuestos derivados del carbono. Los métodos experimentales que se utilizan para descubrir vida en otros planetas se basan en el supuesto de la bioquímica del carbono; se hace difícil, por tanto, el reconocimiento de otras posibles formas de vida alienígenas. Pero lo importante es que ya conocemos las características principales del planeta al momento de la aparición de la vida, debemos remontarnos en el tiempo unos 3.800 millones de años aproximadamente. También conocemos ya el entorno del universo, es decir, que es todo lo que había ocurrido alrededor de nuestro planeta hasta ese momento, en el que el primer sistema vivo eclosionó.
Origen y evolución del Sistema Solar
Hay dos grupos de teorías que intentan explicar su origen. Son las hipótesis de fragmentación y las hipótesis de condensación o teorías nebulares.
Las teorías de fragmentación o hipótesis catastróficas.
Parten casi todas de una catástrofe, el choque o el paso muy cercano de dos estrella. Hoy en día, estas teorías están en total desuso porque se considera que tanto el choque de dos estrellas como un acercamiento importante entre las mismas es altamente improbable.
En el s. XVIII algunos científicos como Buffon sugirieron que el origen del sistema solar se debía la choque de una estrella con el sol: el desprendimiento de un material que se producía en esta gran colisión originaría los planetas. Otros científicos piensan que nunca llegó a producirse tal choque, sino simplemente un gran acercamiento entre el sol y la estrella. La fuerza de la gravedad sería la encargada de sustraer material, dentro del sol como de la estrella, material que, tras su desplazamiento, no retornó a su ligar de origen, sino que se quedó girando alrededor del sol y originó posteriormente los planetas.
El conocimiento de la existencia de estrellas binarias o dobles en el universo hizo pensar a Hoyle, ya en nuestro siglo, que el sol podría haber sido la estrella binaria de otra. Según esta hipótesis, el origen del sistema solar se explicaría por la explosión de esta imaginaria estrella; el material de la misma habría originado los planetas.
Las teorías nebulares.
Comienzan a formularse en el s.XVIII. Kant y Laplace sustentan que el sistema solar se originó a partir de una nube de partículas. Ésta, al comenzar a girar, concentró una parte de la materia en el centro y expulsó el resto hacia el exterior. A partir de esta materia externa se originarían los planetas.
Entre los años 1944 y 1950, los científicos Weizsäzker y Kuiper propusieron la denominada teoría planetesimal, denominada así porque en ellas las partículas de la primitiva nube o nebulosa reciben el nombre de planetésimo o fragmentos de planetas.
Esta teoría relata la formación del sistema solar de la siguiente manera:
Hace unos 5000 millones de años, una nebulosa comenzó a contraerse y a originar concentraciones de materia o glóbulos. Los choques que se produjeron entre los átomos de hidrógeno, en el centro de la nebulosa, dieron lugar a reacciones nucleares, las cuales originaron una enorme cantidad de energía: es el comienzo del Sol.
La radiación del Sol, situado en el centro de la nebulosa, propició la vaporización del resto de ésta.
El giro de la nebulosa formó un disco aplanado. La nebulosa fue enfriándose y condensándose en partículas de pequeño tamaño (planetésimos), y después en planetoides más grandes.
Los elementos ligeros se condensaron en las zonas más frías, que estaban en el exterior del disco y que dieron lugar a los planetas exteriores. Los planetas interiores o terrestres se calentaron debido a los choques de los planetésimos, se fundieron y se diferenciaron por densidades. Así se originaron un núcleo metálico, una envoltura de rocas y una atmósfera. Posteriormente los planetas se enfriaron. En el espacio aún existen planetoides, que chocan con los planetas y producen en ellos innumerables cráteres, o que son capturados gravitacionalemente y se convierten en satélites.
Los planetas que se iban diferenciando por densidades iban creando una atmósfera con los gases liberados, que sólo era retenida en aquellos planetas que tenían una gravedad importante.
EL SOL.
Sol, la estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario que incluye a la Tierra. Mediante la radiación de su energía electromagnética, aporta directa o indirectamente toda la energía que mantiene la vida en la Tierra, porque todo el alimento y el combustible procede en última instancia de las plantas que utilizan la energía de la luz del Sol. A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella típica, el Sol es un recurso extraordinario para el estudio de los fenómenos estelares. La estrella más cercana al Sol está a 4,3 años luz ;para observar los rasgos de su superficie comparables a los que se pueden ver de forma habitual en el Sol, se necesitaría un telescopio de casi 30 km. de diámetro.
Historia de la observación científica.
Durante la mayor parte del tiempo que los seres humanos han estado sobre la Tierra, el Sol ha sido considerado un objeto de especial importancia. Muchas culturas antiguas adoraron al Sol y muchas más reconocieron su importancia en el ciclo de la vida. Aparte de su relevancia posicional para señalar, por ejemplo, solsticios, equinoccios y eclipses, el estudio cuantitativo del Sol data del descubrimiento de las manchas solares; el estudio de sus propiedades físicas no comenzó hasta mucho más tarde.
Los astrónomos chinos observaron manchas solares a simple vista ya en el año 200 a.C. pero en 1611, Galileo utilizó el telescopio, recién inventado, para observarlas de modo sistemático. El descubrimiento de Galileo significó el comienzo de una nueva aproximación al estudio del Sol, que pasó a ser considerado un cuerpo dinámico, en evolución, y sus propiedades y variaciones pudieron ser, por tanto, comprendidas científicamente.
El siguiente avance importante en el estudio del Sol se produjo en 1814 como resultado directo del invento del espectroscopio.
El progreso en el conocimiento del Sol ha continuado gracias a la habilidad de los científicos para hacer observaciones nuevas o mejorar las anteriores. Entre los avances en instrumentos de observación que han influido de forma significativa en la física solar están el espectroheliógrafo, que mide el espectro de los rasgos solares individuales; el coronógrafo, que permite el estudio de la corona solar sin eclipses, y el magnetógrafo, mide la fuerza del campo magnético de la superficie solar.
El desarrollo de cohetes y satélites ha permitido a los científicos observar la radiación en longitudes de onda no transmitidas a través de la atmósfera de la Tierra. Entre los instrumentos desarrollados para su uso en el espacio se encuentran los coronógrafos, los telescopios y los espectrógrafos sensibles a una radiación ultravioleta extrema y a los rayos X. Los instrumentos especiales han revolucionado el estudio de la atmósfera exterior al Sol.
Composición y estructura .
La cantidad total de energía emitida por el Sol en forma de radiación es bastante constante, y no varía más que unas pocas décimas de un 1% en varios días.
Esta energía se genera en las profundidades del Sol. Al igual que la mayoría de las estrellas, el Sol se compone sobre todo de hidrógeno (71%); también contiene helio (27%) y otros elementos más pesados (2%). Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi 16.000.000 K y la densidad es 150 veces la del agua.
La energía producida es transportada a la mayor parte de la superficie solar por radiación. Sin embargo, más cerca de la superficie, en la zona de convección que ocupa el último tercio del radio solar, la energía es transportada por la mezcla turbulenta de gases.
Entre las regiones del Sol están el núcleo, la zona de radiación, la zona de convección y la fotosfera.
El núcleo: es de unos 400 000 km. De diámetro, donde se concentra un 60 % de su masa, la temperatura es muy levada (de unos 15 millones de grados) y tiene lugar los procesos termonucleares que producen su energía. La energía producida en el núcleo es radiada hacia la superficie del Sol, hasta unos 100 000 km. por debajo de ella, a partir de donde es transportada por convención de la materia asta la superficie. Allí en la fotosfera, la temperatura es de unos 6000ºC.
Los gases del núcleo son unas 150 veces más densos que el agua y alcanzan temperaturas de 16 millones de grados centígrados. La energía del Sol se produce en el núcleo mediante la fusión de los núcleos de hidrógeno en núcleos de helio.
La fotosfera: es la superficie superior de la zona de convección, tiene sólo 400 km. de espesor y está formada por una masa gaseosa incandescente, en la que hay zonas más oscuras llamadas manchas solares. La observación de las manchas desde la tierra permite determinar el crecimiento del periodo de rotación sinódico, que es de 26,9 días en el ecuador y 29,6 días a latitudes de 40º. Se pueden ver pruebas de la turbulencia en la zona de convección observando la fotosfera y la atmósfera situada encima de ella. La turbulencia de esta región es visible desde la Tierra en forma de manchas solares, erupciones y pequeñas bolsas de gas llamadas gránulos. Por encima de la fotosfera se extiende la cromosfera.
En la zona de radiación, la radiación electromagnética fluye hacia el exterior en forma de calor, y los gases son tan densos como el agua. Esta zona es más fría que el núcleo, con unos 2,5 millones de grados centígrados. Tiene unos 380 000 km. de espesor
La zona de convección es ligeramente más fría (unos 2 millones de grados centígrados) y 10 veces menos densa que el agua. Tiene unos 140.000 km. de grosor.
Manchas solares.
George Ellery Hale descubrió en 1908 que las manchas solares (áreas más frías de la fotosfera) presentan campos magnéticos fuertes.
Las manchas solares se suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que señalan sentidos opuestos. El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas solares varía de menos a más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años, se conoce por lo menos desde principios del siglo XVIII. Sin embargo, el complejo modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del campo magnético del Sol.
De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su compañera en la dirección de rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al de la mancha solar dominante del hemisferio sur. Cuando comienza un nuevo ciclo de 11 años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas solares dominantes de cada hemisferio. Así pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo magnético, dura unos 22 años. Además, las manchas solares se suelen dar en la misma latitud en cada hemisferio.
Cada mancha solar dura como mucho unos pocos meses.
Campo magnético.
Gran parte del campo magnético está fuera de las manchas solares. La ausencia de penetración del campo magnético del Sol añade complejidad, diversidad y belleza a la atmósfera exterior del Sol.
En la cromosfera se lanzan chorros de materia a una altitud de 4.000 km en 10 minutos. Las llamadas espículas están producidas por la combinación de la turbulencia y los campos magnéticos.
Sin embargo, cerca de las manchas solares, la radiación cromosférica es más uniforme. Estos lugares se denominan regiones activas y las áreas circundantes, que han distribuido suavemente la emisión cromosférica, se denominan playas. Las regiones activas son el lugar donde surgen las erupciones solares, explosiones provocadas por la liberación muy rápida de la energía almacenada en el campo magnético (aunque no se conoce el mecanismo exacto). Entre los fenómenos que acompañan a las erupciones solares están los reajustes del campo magnético, intensos rayos X, ondas de radio y la eyección de partículas muy energéticas que a veces llegan a la Tierra, alterando las comunicaciones de radio y produciendo fenómenos conocidos como auroras.
La corona.
La atmósfera solar exterior que se extiende varios radios solares desde el disco del Sol es la corona. Todos los detalles estructurales de la corona se deben al campo magnético. La mayor parte de la corona se compone de grandes arcos de gas caliente: arcos más pequeños dentro de las regiones activas y arcos mayores entre ellas. Las formas arqueadas y a veces rizadas se deben al campo magnético.
En los años cuarenta se descubrió que la corona es mucho más cálida que la fotosfera. La fotosfera del Sol, o superficie visible, tiene una temperatura de casi 6.000 K. La cromosfera, que se extiende varios miles de kilómetros por encima de la fotosfera, tiene una temperatura cercana a los 30.000 K. Pero la corona, que se extiende desde justo encima de la cromosfera hasta el límite con el espacio interplanetario, tiene una temperatura de 1.000.000 K. Para mantener esta temperatura, la corona necesita un suministro de energía.
La búsqueda del mecanismo por el cual la energía llega a la corona es uno de los problemas clásicos de la astrofísica. Todavía está sin resolver, aunque se han propuesto muchas explicaciones. Las recientes observaciones del espacio han mostrado que la corona es una colección de rizos magnéticos, y cómo se calientan estos rizos se ha convertido en el foco principal de la investigación astrofísica.
El campo magnético también puede retener material más frío encima de la superficie del Sol, aunque este material sólo permanece estable unos pocos días. Estos fenómenos se pueden observar durante un eclipse como pequeñas regiones, conocidas como protuberancias, en el mismo extremo del Sol, como joyas de una corona. Están en calma, pero ocasionalmente entran en erupción, arrojando material solar al espacio.
Viento solar
En uno o dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la corona tiene la fuerza suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos. Cuanto más lejos está del Sol, el campo magnético es más débil y el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magnético al espacio exterior. Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo magnético.
El flujo constante del material arrojado desde la corona es conocido como viento solar y suele llegar de las regiones denominadas agujeros de la corona. Allí, el gas es más frío y menos denso que en el resto de la corona, produciendo una menor radiación. El viento solar de los grandes agujeros de la corona (que puede durar varios meses) es muy fuerte. Debido a la rotación solar, estas regiones de fuerte viento solar, conocidas como corrientes de viento solar a gran velocidad, suelen repetirse cada 27 días vistas desde la Tierra. El viento solar provoca alteraciones que se pueden detectar desde el campo magnético de la Tierra.
Evolución solar.
El pasado y el futuro del Sol se han deducido de los modelos teóricos de estructura estelar. Durante sus primeros 50 millones de años, el Sol se contrajo hasta llegar a su tamaño actual. La energía liberada por el gas calentaba el interior y, cuando el centro estuvo suficientemente caliente, la contracción cesó y la combustión nuclear del hidrógeno en helio comenzó en el centro. El Sol ha estado en esta etapa de su vida durante unos 4.500 millones de años.
En el núcleo del Sol hay hidrógeno suficiente para durar otros 4.500 millones de años. Cuando se gaste este combustible, el Sol cambiará: según se vayan expandiendo las capas exteriores hasta el tamaño actual de la órbita de la Tierra, el Sol se convertirá en una gigante roja, algo más fría que hoy pero 10.000 veces más brillante a causa de su enorme tamaño. Sin embargo, la Tierra no se consumirá porque se moverá en espiral hacia afuera, como consecuencia de la pérdida de masa del Sol. El Sol seguirá siendo una gigante roja, con reacciones nucleares de combustión de helio en el centro, durante sólo 500 millones de años. No tiene suficiente masa para atravesar sucesivos ciclos de combustión nuclear o un cataclismo en forma de explosión, como les ocurre a algunas estrellas. Después de la etapa de gigante roja, se encogerá hasta ser una enana blanca, aproximadamente del tamaño de la Tierra, y se enfriará poco a poco durante varios millones de años.
Júpiter.
Parece estar constituido por un núcleo rocoso, cubierto de dos capas de hidrógeno líquido, rodeadas a su vez de una atmósfera de hidrógeno y helio.
Las capas gaseosas forman franjas de colores como consecuencia de su elevada velocidad de rotación. Presenta varios anillos oscuros.
Temperatura media – 150ºC.
Saturno.
Se cree que está formado por un núcleo rocoso, rodeado de dos capas de hidrógeno, una casi sólida y la otra líquida, cubiertas por una atmósfera de hidrógeno y helio.
Presenta franjas de colores debidas a la rapidez de su movimiento de rotación.
Se distinguen varios vistosos anillos. Temperatura media –180ºC.
Urano.
Parece estar constituido por un núcleo rocoso, cubierto por un manto helado de metano, agua y amoniaco, rodeado por una atmósfera de hidrógeno y helio.
Se ha observado la presencia de diez anillos muy tenues. Temperatura media –220ºC.
Neptuno.
Se cree que posee una estructura muy parecida a la de Urano, un núcleo casi sólido, cubierto por un manto helado de metano, agua y amoníaco, rodeado por una atmósfera de hidrógeno y helio.
Se ha observado la presencia de cuatro anillos apenas visibles.
Plutón.
Es el planeta más alejado del Sol. Su tamaño es pequeño, equivalente a la mitad del tamaño de la Luna.
Su superficie está formada por metano helado, debido a la temperatura de –210ºC existente en ella. La evaporación de metano origina una tenue capa de dicho gas.